No. 24. 



Naturwissenschaftliche Rundschau. 



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Erstes Paar etwa 

 Zweites Paar 



Folge gehabt, dass die starke Linie sicli mit einer 

 nahen Linie vereint, und dass ich 18*2 die Mitte der 

 breiten Baude gemessen habe, diu entstanden war 

 durch die Vereinigung der breiten Bilder von zwei 

 Linien. Ihre Lage ist etwa sechs Zchnmilliontel 

 Millimeter nach der brechbareren Seite. Sie stimmt 

 daher nicht, wie ich damals verinuthct , mit der 

 Wasserstoff-Linie in meinen Spectren weisser Sterne. 

 Eine Feststellung der Lage dieser Linie in Beziehung 

 zu der Drillingsliuie im Spectrum der Magnesium- 

 Flamme wird weiter unten gegeben , wenn ich zur 

 Vergleichung dieses Spectrums mit dem des Nebels 

 komme. 



Der Ort des Liuienpaares, das etwas brechbarer 

 als diese starke Linie, mit ihr auf der Photographie 

 von 1 888 gesehen wird und ohne dieselbe vor- 

 handen ist auf der Photographie von 1889, und 

 die Orte der zwei anderen brechbareren Paare, die 

 vermuthlich mit dem ersten Paare in Zusammenhang 

 stehen, sind in folgender Tabelle gegeben: 



JA 3752,0 



' " | 3741,0 



j 3285,0 



' l 3275,0 



Linie bei . . . . 3060,0 



... D I 3053,0 



Drittes Paar . . . . j ^ 



Diese drei Linienpaare sind auf dem Spectrum 

 Nr. III. der Platte dargestellt. Auf beiden Photo- 

 graphien vernmthe ich Andeutungen anderer Linien, 

 welche zu blass sind, um eine sichere Entscheidung 

 darber zu gestatten, ob sie wirkliche Linien sind, 

 oder nur Uuvollkomiuenlieiten der (photographischeu) 

 Haut. 



Das sichtbare Spectrum. 



a) Hellste Linie. 1872 habe ich als Resultat 

 zahlreicher, directer Vergleicbungen dieser Linie mit 

 der hellsten Linie des Stickstoff-Spectrums festgestellt, 

 dass die Nebelliuie merklich zusammenfiel mit der 

 Mitte der weniger brechbaren Linie der Doppellinie 

 des Stickstoffes". Um Wiederholungen zu vermeiden, 

 will ich diese Linie Nj nennen. Ausser wenn es 

 anders augegeben wird, bediene ich mich dieser 

 Stickstoffliuie einfach als eines zuverlssigen Ortes 

 im Spectram , ohne irgend eine Beziehung zu ihrer 

 chemischen Bedeutung. 



Bei einer noch sorgfltigeren Prfung des Ortes 

 der Nebellinie, um zu bestimmen, ob irgend ein An- 

 zeichen vorliegt fr relative Bewegungen der gasigen 

 Nebel in der Gesichtslinie, fand ich einige experi- 

 mentelle Schwierigkeit in dem Umstnde, dass die 

 Nebellinie schmal und scharf, hingegen N t ver- 

 schwommen ist. Glcklicher Weise fand ich eine 

 passendere, zuverlssige Vergleichslinie in einer 

 schmalen Blei -Linie, welche fast auf die Mitte von 

 N] fllt. Im Deeeinber 1872 verglich ich diese Linie 

 direct mit N, und fand ihre Lage hinreichend nahe, 

 um als zuverlssige Vergleichslinie zu dienen. 



Sechs andere gasige Nebel wurden gleichfalls ge- 

 prft, jeder an mehreren Nchten, mit dem Ergebuiss, 



dass in keinem Falle irgend eiue Aenderung der 

 relativen Lage der Nebellinie zu der Bleiliuie ent- 

 deckt wurde' - . 



Bei der gleichzeitigen Beobachtung der Nebelliuie 

 und der Bleiliuie wurde gefunden, wenn die Bleiliuie 

 etwas weniger hell gemacht wurde als die Nebelliuie, 

 dass der kleine Ueberschuss scheinbarer Breite dieser 

 letzteren Linie die Bleilinie um ein sehr geringes 

 ! Stck an ihrer weniger brechbaren Seite zu ber- 

 ragen schien , so dass die brechbarereu Seiten der 

 beiden Linien in einer geraden Linie quer durchs 

 Spectrum zu verlaufen schienen. Die Uebereinstim- 

 mung der Lage beider Linien wurde durch die Beob- 

 achtung erwiesen, dass, wenn die Linie des Nebels 

 das Feld des Spectroskops durchsetzte und man die 

 Bleilinie auf dieselbe fallen Hess, nichts anderes ge- 

 sehen wurde, als eiue Zunahme der Helligkeit der 

 Nebellinie. Durch Vergleichung des Endes der Nebel- 

 linie nahe dem Trapez, wo sie in einen Punkt reducirt 

 war, schtzte ich, dass der Unterschied der Lage der 

 Mitte der Bleilinie und der der Nebellinie vielleicht 

 A 0000,2 bis A 0000,3 betrage. Einige neue Messun- 

 gen der Lage der Bleilinie und der Mitte von Nj zeig- 

 ten, dass die Bleilinie etwa A 0000,12 brechbarer ist. 



Diese directen Vergleichungen der Nebellinie mit 

 der Bleilinie besttigten somit meinen frheren 

 Schluss, dass die hellste Linie in den gasigen Nebeln 

 sehr nahe N^ ist, wenn man mit einer Dispersion 

 beobachtet nahezu gleich der von acht Prismen von 

 60, nmlich 36" 25' von A bis IL 



Dies Resultat sttzt sich auf directe Vergleichungen 

 mit Nj oder mit der Bleilinie an 24 verschiedenen 

 Nchten. 



Die Wellenlnge von Nj ist von Kirch hoff, 

 Thalen und mir bestimmt worden. Watt's Re- 

 duction meiner Messung auf Wellenlngen ist offen- 

 bar nicht in Uebereinstimmung mit den Blessuugen 

 der Luftlinien, welche unmittelbar dieser Linie vor- 

 angehen oder folgen. Ich habe daher meine Original- 

 messung auf Wellenlngen reducirt und finde fr Nj 

 den Werth A 5004,5. Kirchhoff hat 5004,0 und 

 Thalen 5005,1. Thaleu's Werth ist offenbar zu 

 gross, da Thalen fr die mit Nj nahe zusammen- 

 fallende Bleiliuie 5004,6 giebt und Nj ist an der 

 brechbareren Seite der Sonnen Eisenlinie zu sehen, 

 welche von Angstrin als A 5004,9 gegeben ist. In 

 Angstrm's Atlas liegt N[ an der brechbareren Seite 

 der Eisenlinie 5004,9, bei etwa 5004,5. Dieselbe 

 Lage hat Nj in Kirchhoff 's Atlas. 



Ich habe, mit Benutzung des zweiten Spectrums 

 eines Gitters von 17 000 [Linien] auf den Zoll, eine 

 neue Bestimmung der Lage von Nj ausgefhrt relativ 

 zur Sonnen- Eisenlinie bei 5004,9 nach Angstrm. 

 Als Werth ergab sich A 5004,6, in Uebereinstimmung 

 mit Kirchhoff's Werth und mit Thaleu's Messung 

 der Bleilinie, welche auf sie fllt, und feiner mit den 

 Karten von Angstrm und Kirchhoff. 



Die Wellenlnge der hellsten Nebelliuie kann 

 somit angenommen werden als von 



A 5004,6 bis A 5004,8 .... 1) 



